| VADEMECUM REMER |
| Propagación en HF |
Las bandas de HF
La Ionosfera
Estructura y composición de la atmósfera
Fenónemos electromagnéticos en la ionosfera Capas y regiones de la ionosfera Fenómenos de propagación en las bandas de HF Onda de tierra Onda aérea Refracción y reflexión Frecuencia crítica Birrefrigencia Girofrecuencia Absorción Explotación de las Bandas de HF Propagación ionosférica Propagación por incidencia casi vertical (NVIS) Propagación transecuatorial (TEP) Factores que afectan a la propagación Desvanecimientos (Fading) La hora del día La estación del año La ubicación geográfica El ciclo de las manchas solares La línea gris El clima espacial Campo geomagnético y magnetosfera La actividad solar El viento solar Las tormentas geomagnéticas Las auroras boreales Caracterización del clima espacial Contenido total de electrones Velocidad del viento solar Densidad del viento solar Flujo de rayos X solares Campo magnético interplanetario (IMF) Índices de perturbación del campo geomagnético (Kp, Ap) Alertas de propagación Número de manchas solares (SSN) Selección de frecuencias de trabajo Máxima Frecuencia Utilizable (MUF) Frecuencia Óptima de Trabajo (FOT) Mínima Frecuencia Utilizable (LUF) Ionosondas e ionogramas Frecuencia limitada de absorción (ALF) Monitores de espectro Característica de la propagación por banda Banda de 160 metros Banda de 80 metros Banda de 40 metros Banda de 20 metros Banda de 15 metros Banda de 10 metros Glosario
| Las bandas de HF |
La banda de HF comprende el rango entre 3 y 30 MHz, dentro del espectro radioeléctrico. La longitud de onda es por tanto del orden de las decenas de metros, por lo que también recibe el nombre de banda decamétrica.
El coste de los equipos de HF y su facilidad de instalación hace que sean muy útiles para radiocomunicaciones de emergencia, permitiendo establecer gran variedad de enlaces de comunicaciones, que van desde las pocas centenas de kilómetros hasta un alcance mundial si se seleccionan las frecuencias de trabajo, horas del día y antenas adecuadas.
| La Ionosfera |
La ionosfera es una capa de la atmósfera comprendida entre los 80 km y los 450 km de altitud, aproximadamente. Recibe su nombre de los fenómenos de ionización que tienen lugar en ella. La peculiaridad de la ionosfera es que funciona como reflector pasivo de las ondas radioeléctricas de frecuencia inferior a una determinada frecuencia límite, que como veremos puede variar a lo largo del día por distintos motivos. De esta forma, a través de reflexiones sucesivas entre la ionosfera y la superficie terrestre, se posibilita el establecimiento de enlaces radio de HF a grandes distancias.
En este apartado se describe la ionosfera en profundidad, explicándose su estructura y composición, así como los fenómenos electromagnéticos que tienen lugar en ella y que afectan a las radiocomunicaciones en la banda de HF.
| Estructura y composición de la atmósfera |
La atmósfera se define como la envoltura gaseosa que participa en el movimiento de rotación de la Tierra. Se estima que su tamaño, medido en altura desde la superficie terrestre, oscila en torno a 2 ó 3 veces el radio de la Tierra.
A nivel del mar, la atmósfera seca y no contaminada está compuesta principalmente por moléculas de nitrógeno (N2), oxígeno (O2), argón (Ar), dióxido de carbono (CO2), neón (Ne), helio (He) e hidrógeno (H2). Para el estudio de la propagación ionosférica, nos centraremos sobre todo en el oxígeno, el hidrógeno y el nitrógeno. Las proporciones varían con la altitud, según se refleja en la siguiente tabla.
| Altitud (km) | Componentes predominantes | Densidad molecular |
|---|---|---|
0 – 30 |
N2, O2, H2O |
|
30 – 60 |
N2, O2, Ozono |
|
60 – 90 |
NO, N2, O2 |
|
90 – 160 |
N2, O2, O |
3 x 1013 |
160 – 230 |
N2, O |
2 x 1010 |
230 – 300 |
N2, N, O |
109 |
La densidad molecular de la atmósfera varía con la altitud, la temperatura y, consecuentemente, con la presión atmosférica, según la teoría de la ecuación barométrica.
| Fenónemos electromagnéticos en la ionosfera |
La ionización es el fenóneno por el que, a través de intercambios energéticos, las moléculas de gas (oxígeno y nitrógeno, sobre todo) presentes en la atmósfera se disocian en átomos que a su vez pueden liberar electrones, dando lugar por tanto a electrones libres con carga negativa y a iones con carga positiva. Como veremos, la principal fuente de ionización en la atmósfera es el Sol.
La intensidad de ionización (I) se define como el número de electrones liberados por unidad de volumen y de tiempo, y se mide en electrones por metro cúbico y por segundo (e-/m3/s).
Dado que en los procesos de ionización se generan electrones libres, podemos medir su cantidad por unidad de volumen o densidad de ionización (N), que se mide en electrones por centímetro cúbico (e-/cm3). En la figura siguiente se muestra la variación típica de la densidad de ionización en la atmósfera, en función de la altitud.
Variación de la densidad de ionización con la altitud
La densidad de ionización siempre será máxima en un punto de mediana altitud de la ionosfera, ya que en los puntos más altos la densidad molecular es menor y en los más bajos, aunque la densidad molecular es mayor, se ha producido un nivel de absorción de la radiación ionizante lo suficientemente grande como para minimizar los efectos de la ionización.
Otro parámetro para medir la cantidad de electrones libres en la ionosfera es el Contenido Total de Electrones (TEC o Total Electron Content), medido en TECU o unidades TEC. Un TECU equivale a 1016 electrones por metro cuadrado. El contenido total de electrones en la ionosfera puede medirse con la instrumentación adecuada y reflejarse en mapas como el de la figura siguiente.
Mapa mundial del TEC elaborado por el Jet Propulsion Laboratory (JPL)
Las zonas con mayor TEC indican la ocurrencia de fenómenos de ionización de distinto origen (fotoionización, colisiones).
En el mapa, podemos observar cómo en la parte de la Tierra en la que es de día, es decir, donde incide el Sol directamente, se produce una elevada fotoionización y por tanto el TEC es mayor.
Ionización por absorción o fotoionización.
Durante el día, la Tierra está sometida a la radiación procedente del Sol. Parte de esta radiación es ionizante (ver tabla), es decir, excita a las moléculas de oxígeno e hidrógeno presentes en la ionosfera, provocando que entren en oscilación.
| Denominación | Longitud de onda (Å) |
|---|---|
Ultravioleta (UV) |
20 – 300 |
Rayos X |
8 – 20 |
Esta oscilación puede provocar que cada molécula de oxígeno o de hidrógeno se disocie en dos átomos.
Estos átomos siguen sometidos a las radiaciones ionizantes, cuya energía puede ser absorbida por los átomos provocando el desprendimiento de electrones, dando lugar por tanto a electrones libres con carga negativa y a iones con carga positiva.
La fuente que provoca mayor intensidad de ionización es el Sol, seguido por las estrellas (unas 1000 veces inferior) y por los rayos cósmicos (unos 100 millones de veces inferior). En el caso del Sol, la intensidad de ionización es mayor al mediodía, cuando los rayos solares inciden perpendicularmente sobre la Tierra.
Se define la densidad de flujo de radiación ionizante (S) como la potencia registrada por unidad de superficie debida a la radiación procedente de una fuente ionizante, como el Sol, y se mide en watios por metro cuadradro (W/m2).
La intensidad de ionización será mayor en las regiones con valores más altos de densidad de ionización y sometidas a una mayor densidad de flujo de radiación ionizante.
Ionización por absorción.
Los distintos átomos, moléculas, iones y electrones se encuentran en movimiento en la ionosfera y por tanto poseen una determinada energía cinética. Con una probabilidad proporcional a la densidad molecular se producen colisiones entre estos componentes. En el caso de una colisión entre un átomo y otro componente, si la energía cinética de este último es lo suficientemente elevada, se puede producir la liberación de electrones, dando lugar a nuevos electrones libres con carga negativa y a iones con carga positiva.
El viento solar es un conjunto de partículas procedentes del Sol, que al llegar a la ionosfera también producen fenómenos de ionización por absorción.
Recombinación.
En la ionosfera también se produce el proceso inverso a la ionización. Se trata de la recombinación, que normalmente se realiza en dos etapas: en primer lugar un electrón libre se acopla a una molécula neutra, dando como resultado un ión positivo. En segundo lugar, un ión negativo se recombina con un ión positivo, dando lugar a dos moléculas neutras. Evidentemente, este proceso hace que la densidad de ionización disminuya.
| Capas y regiones de la ionosfera |
A partir de una altitud de unos 90 km, la atmósfera presenta un aspecto estratificado en lo que a densidad de ionización se refiere.
Existen regiones de la ionosfera con elevada densidad de ionización, que reciben nombres específicos: D, E y F. La región con mayor densidad de ionización es la F, seguida de lejos por la E. Ambas alcanzan sus valores máximos durante el día.
En estas regiones pueden identificarse capas especiales, que reciben el nombre de D, E1, E2, F1 y F2, tal y como se puede apreciar en la figura siguiente.
Capas de la ionosfera
Cada una de estas capas tiene forma parabólica, ligeramente elongada en su parte superior.
La densidad de ionización también depende de otros factores aparte de la altitud, como la hora del día, la estación del año y la ubicación geográfica. En la tabla 2.3 se muestra la posición aproximada de cada una de las capas y regiones durante el día y el efecto que tiene la caída de la noche, cuando la densidad de ionización es mucho menor.
| Capa/Región | Altitud durante el día (km) | Altitud durante la noche |
|---|---|---|
D |
50 – 100 |
Desaparece |
E |
100 – 140 |
Se mantiene |
F1 |
180 – 240 |
Desaparece |
F2 |
230 – 400 |
Se mantiene |
En los siguientes apartados se resumen las características más importantes de cada una de las capas y regiones de la ionosfera.
La región D
La región D o capa D se sitúa a una altitud de entre 50-100 km y en ella hay gran cantidad de átomos y moléculas sin carga. Durante el día, su densidad de ionización y su altitud son muy estables. Durante la noche, la capa D desaparece por efecto de las elevadas tasas de recombinación multietapa.
Fundamentalmente, en esta región se produce atenuación de las ondas de radio por el fenómeno de la absorción.
La región E
La región E está situada a unos 100-140 km de altitud, variando ésta con la estación del año. Es una capa de comportamiento bastante regular y su densidad de ionización depende del ángulo de incidencia de la radiación solar, alcanzándose máximos con incidencia perpendicular, es decir, en torno al mediodía. A lo largo de toda la noche, suele mantener una densidad de ionización en torno a 5 x 103 ~ 104 e-/cm3.
En situaciones de fuerte ionización, se puede crear una pequeña capa por encima de la E, conocida como capa esporádica Es. Se trata de nubes ionizadas con un tamaño que oscila entre las decenas y las centenas de km y que se desplazan hasta desaparecer al cabo de unos minutos o incluso horas. La densidad de ionización puede ser hasta 10 veces superior a la de la región E. Esta capa puede aparecer a cualquier hora del día y durante cualquier estación del año, siendo más frecuente en verano durante el día en latitudes templadas, de noche en regiones polares y de día en regiones ecuatoriales.
La capa esporádica Es refleja las ondas de radio de HF. La propagación usando esta capa permite establecer enlaces radio de entre 1500 y 2000 km.
La región F
La región F está situada entre los 170 km y lo 400 km de altitud y cambia enormentente entre el día y la noche.
Durante el día, aparecen dos subcapas pronunciadas: la F1 a unos 170 km de altitud y la F2 a unos 250-350 km.
En la capa F1 la densidad de ionización depende del ángulo de incidencia de la radiación solar, alcanzándose máximos con incidencia perpendicular, es decir, en torno al mediodía. En ella se produce absorción de las ondas de radio. La altitud es bastante estable a lo largo del día. Por la noche, esta capa desaparece por efecto de la elevada tasa de recombinación multietapa, fusionándose en la práctica con la capa F2.
La capa F2 comienza a aparecer al amanecer, alcanzando su grado máximo de ionización entre 2 y 3 horas después del mediodía. A partir de ese momento decrece progresivamente y acaba fusionándose con la F1 para formar una única capa F por la noche a una altura de unos 300 km. La densidad de ionización y la altitud de la capa F2 dependen enormemente de la ubicación geográfica, la actividad solar y la hora local. También se producen variaciones significativas de un día a otro y entre estaciones del año distintas.
En la siguiente figura se muestra la evolución de la altura de la capa F2 a lo largo de un día, medida desde una estación de sondeo ionosférico.
Variación de la foF2 y de la altura de la capa F2 registradas por una estación de sondeo ionosférico
La mayor parte de las comunicaciones en HF se producen por reflexión ionosférica en esta región, concretamente en la capa F2.
| Fenómenos de propagación en las bandas de HF |
En este apartado se describen algunos conceptos básicos y fenómenos de propagación de las ondas de radio de HF: onda de tierra, onda aérea, refracción, reflexión ionosférica, frecuencia crítica, birrefrigencia, girofrecuencia y absorción.
| Onda de tierra |
Cuando un transmisor de radio de HF comienza a emitir, en primera instancia se generan dos tipos de ondas diferenciadas: la onda de tierra y la onda aérea.
La onda de tierra se propaga a muy poca distancia del suelo y por ello se ve muy afectada por la orografía, que puede provocar fenómenos de reflexión, propagación multitrayecto y difracción. Las peculiaridades de este tipo de onda dependen de la frecuencia de trabajo, el tipo de suelo (conductividad del terreno) y la altura de las antenas.
La propagación por onda de tierra es predominante en la zona media de la banda de HF, teniendo alcances máximos de unos 100 km.
| Onda aérea |
El diagrama de radiación de las antenas utilizadas en HF suele presentar una cierta elevación respecto al plano de tierra, normalmente de unos 3º, provocando que se genere una onda dirigida hacia la atmósfera, que conocemos por el nombre de onda aérea.
La onda aérea alcanzará las distintas capas de la atmósfera (troposfera, estratosfera, mesosfera, ionosfera), donde estará sujeta a distintos fenómenos que dependen, por ejemplo, de su longitud de onda:
Propagación troposférica: Las ondas de radio que viajan por la troposfera apenas sufren variaciones de polarización. La densidad de la atmósfera desciende de forma proporcional a la altura, formando un gradiente que hace que las ondas se refracten consiguiendo alcances superiores al óptico, en condiciones de ausencia de obstáculos. Afecta especialmente a las bandas de VHF y superiores, teniendo efecto en HF solamente para comunicaciones de corto alcance.
Propagación ionosférica: está sujeta a los fenómenos electromagnéticos que tienen lugar en la ionosfera, fundamentalmente refracción, reflexión y absorción.
| Refracción y reflexión |
La densidad de ionización (N) no es homogénea dentro de la ionosfera. Podemos utilizar un modelo de estratos con distinta densidad de ionización para estudiar los fenómenos de refracción y reflexión, como se muestra en la figura.
Refracción y reflexión en la ionosfera
En esta figura se muestra distintos estratos de la ionosfera según se va ascendiendo en altitud. Nos centraremos en una región de la ionosfera en la que cada uno de esos estratos se caracteriza por un valor de densidad de ionización Ni, de tal forma que 0 < N1 < N2 < … < Nk, es decir, a mayor altitud, mayor densidad de ionización, mayor cantidad de electrones libres por unidad de volumen.
Cuando una onda de radio va atravesando estos estratos, sufre refracción, es decir, su trayectoria se desvía, de acuerdo a la ley de Snell. Se ha comprobado que el índice de refracción de cada estrato está relacionado con la densidad de ionización y con la frecuencia de la onda de radio que lo atraviesa, mediante la siguiente fórmula:
ni = índice de refracción del estrato (adimensional)
Ni = densidad de ionización del estrato (e-/cm3)
f = frecuencia de la onda de radio que atraviesa el estrato (Hz)
De esta forma y partiendo de las hipótesis iniciales, podemos concluir que, conforme aumenta la altitud, el índice de refracción decrece, lo que provoca que la onda vaya sufriendo refracciones cada vez más pronunciadas conforme progresa en altitud.
Llegará un momento en el que la trayectoria del rayo sea paralela a la superficie de la Tierra hasta que finalmente, si el gradiente de la densidad de ionización de los estratos con la altura está por encima de un determinado valor, se produzca reflexión total, es decir, la trayectoria de la onda de radio vuelva de nuevo hacia la Tierra.
Si la onda de radio incidió con un ángulo θ en la ionosfera, se cumplirá la condición de que la reflexión total se produce en el estrato de la ionosfera para el que el seno de dicho ángulo sea igual al índice de refracción:
sen θ = nk
| Frecuencia crítica |
Se define la frecuencia crítica o frecuencia de corte (fo) de una capa de la ionosfera como aquella a partir de cuyo valor las ondas electromagnéticas emitidas de forma completamente perpendicular a la superficie terrestre ya no se reflejan en dicha capa. Las ondas de frecuencia igual o superior a la crítica atraviesan la ionosfera y progresan hacia el espacio exterior. Las de frecuencia inferior se reflejan y vuelven hacia la superficie terrestre.
Como hemos visto, existen capas de la ionosfera donde se alcanzan máximos relativos o absolutos de densidad de ionización. Cada una de estas capas tendrá una frecuencia crítica cuyo valor viene definido por:
f0 = frecuencia crítica de la capa (Hz)
Nmax = densidad de ionización máxima de la capa (e-/cm3)
La frecuencias críticas de las capas E, F1 y F2 se denotan, respectivamente, como foE, foF1 y foF2.
En el caso de la capa F2, por ser la más alta y por tanto la más expuesta a las radiaciones del Sol, la foF2 es muy variable y se estudia a través de ionosondas para realizar la predicción de su valor, que se refleja en mapas mundiales, como veremos más adelante.
| Birrefrigencia |
Las ondas de radio que viajan por la ionosfera están sometidas además al efecto del campo magnético terrestre. Como consecuencia, las ondas se dividen en dos componentes magnetoelectrónicas de distinta polarización, conocidas como rayo ordinario y rayo extraordinario, que se propagan con distinta velocidad.
En el caso de incidencia oblicua, es decir, con un ángulo de elevación del diagrama de radiación de la antena inferior a 90º, los rayos ordinario y extraordinario sufrirán refracción de distinta forma. Este fenómeno se conoce como birrefrigencia y normalmente da lugar a una rotación del plano de polarización de la onda.
Si la onda que incide en la ionosfera tiene polarización lineal (vertical u horizontal), los rayos ordinario y extraordinario resultantes tendrán aproximadamente una polarización circular a derechas y circular a izquierdas, respectivamente.
El cambio de polarización puede inducir pequeñas pérdidas en el balance de potencias total entre el transmisor y el receptor del circuito de HF, fenómeno conocido como desacoplo de polarización.
| Girofrecuencia |
El campo magnético terrestre induce una fuerza (fuerza de Lorentz) sobre los electrones libres de la ionosfera, que los hace rotar alrededor de las líneas de campo magnético con una frecuencia en torno a los 1,4 MHz. Esta frecuencia de rotación se conoce con el nombre de girofrecuencia.
Si una onda de radio de frecuencia aproximada a la girofrecuencia incide en la ionosfera, el efecto combinado del campo electromagnético de la onda y el campo magnético terrestre harán que los electrones libres sigan una trayectoria espiral progresiva con una velocidad elevada, es decir, con gran energía cinética que hará que las pérdidas sean mayores en caso de colisión con otras moléculas. El efecto es que la onda de radio de esa frecuencia concreta sufrirá una elevada atenuación.
| Absorción |
Los iones positivos y los electrones se desplazan a través de la ionosfera hasta recombinarse con otros iones y electrones. Pero este proceso lleva un tiempo, que será tanto mayor cuanta menor sea la densidad atmosférica. Durante este tiempo, si una onda electromagnética incide en los electrones libres, los vuelve a poner en oscilación, comunicándoles energía.
Si estos electrones, en su movimiento, se recombinan con moléculas neutrales, pierden esta energía de oscilación. Esta pérdida de energía se traduce en una atenuación de la onda electromagnética, fenómeno conocido como absorción y que se da con especial frecuencia en la capa D de la ionosfera.
| Explotación de las Bandas de HF |
Una vez analizados los fenómenos que influyen en la propagación de las ondas radioeléctricas en la banda de HF, podemos estudiar de qué forma podemos sacar partido de los mismos para el establecimiento de enlaces radio a distintas distancias.
En este apartado se analizarán tres modos posibles de explotación: la propagación ionosférica, la propagación por incidencia casi vertical (NVIS) y la propagación transecuatorial (TEP), esta última relativa a la banda de VHF.
| Propagación ionosférica |
Como hemos visto, las zonas con distinta densidad de ionización en la ionosfera hacen que las ondas de radio que las atraviesan sufran refracción. Si la región ionizada presenta un índice de refracción igual a cero, la onda sufrirá reflexión hacia la superficie terrestre. A mayor densidad de ionización, hecho que se produce durante el día, mayor probabilidad de reflexión de las ondas de radio hacia la superficie terrestre.
La región F de la ionosfera es la que presenta mayor densidad de ionización y en ella se producen fenónenos de refracción y de reflexión, que dirigen a la onda incidente de vuelta hacia la superficie terrestre. Allí se puede producir una nueva reflexión hacia la ionosfera y un proceso de reflexiones múltiples ionosfera-tierra hasta que la onda se atenúe imposibilitando su recepción.
Llamamos salto al recorrido que sigue la onda desde que parte de la tierra, se refleja una vez en la ionosfera y vuelve a la superficie terrestre. La radiocomunicación por propagación ionosférica se realizará por tanto a través de una sucesión de saltos. Hay que tener en cuenta que entre cada salto de la onda existirá una zona de sombra en la que el enlace radio no podrá establecerse, salvo en distancias cortas alcanzadas por la onda de tierra.
La distancia de cada salto depende de la altura virtual de la capa ionizada y del ángulo de incidencia de la onda en la ionosfera. Así, una reflexión en la región F (más alta) hará que el salto sea mucho mayor que una reflexión en la región E (más baja). No obstante, las reflexiones en la región E son poco comunes debido a su baja densidad de ionización.
Tras reflejarse en la capa ionizada, la onda retorna hacia la superficie terrestre y vuelve a reflejarse, siguiendo una trayectoria consistente en varios saltos. En cada salto se producen pérdidas que dependen en gran medida de la constante dieléctrica e del lugar en el que se produce la reflexión (ver tabla): a menor constante dieléctrica, mayor atenuación:
| Medio reflexión | e |
|---|---|
Agua del mar |
81 |
Tierra firme |
15-17 |
Ciudades |
4-5 |
Obsérvese cómo, por ejemplo, los enlaces radio establecidos sobre el mar sufrirán menos atenuación que los establecidos sobre la tierra.
La propagación ionosférica normalmente se produce en el segmento comprendido entre 1,5 MHz y 30 MHz. Por debajo del primer valor la atenuación es muy elevada y por encima del segundo no hay reflexión en la ionosfera.
A continuación se resume el comportamiento de cada una de las capas de la ionosfera ante la incidencia de una onda de radio de frecuencia perteneciente a la banda de HF:
En su recorrido a través de la ionosfera, una onda de radio de HF estará sujeta a distintos fenómenos conforme va atravesando las distintas capas. Veamos lo que sucede de menor a mayor altitud:
En la capa D se produce una elevada atenuación por absorción.
En la capa E se produce atenuación por absorción pero en un grado mucho menor que en la capa D. Si aparece la capa esporádica Es, se pueden producir interferencias y fenómenos de refracción.
En la capa F1 sigue produciéndose atenuación por absorción.
En la capa F2 se producirá reflexión siempre que la frecuencia de trabajo esté por debajo de un valor determinado, como veremos más adelante.
La propagación ionosférica depende de multitud de fenómenos que hacen que en la práctica y para un momento dado la comunicación solamente sea posible si la frecuencia de trabajo está dentro del rango limitado por dos valores: la Mínima Frecuencia Utilizable (LUF o Lowest Usable Frequency) y la Máxima Frecuencia Utilizable (MUF o Maximum Usable Frequency).
Los enlaces radio en HF se diseñan de forma que se consiga una relación señal a ruido (SNR) determinada en el extremo del receptor y con una fiabilidad suficiente. Existen recomendaciones a tal respecto diseñadas por la ITU-R.
| Propagación por incidencia casi vertical (NVIS) |
Habitualmente, con las radiocomunicaciones en la banda de HF se persigue el establecimiento de enlaces de media o larga distancia (DX), mediante propagación ionosférica. Para ello, se utilizan antenas cuyo diagrama de radiación tiene un ángulo de despegue muy pequeño, del orden de 3º, y frecuencias de cualquier banda inferiores a la MUF (Máxima Frecuencia Utilizable) existente para una distancia determinada. Los ángulos de despegue reducidos posibilitan que la primera reflexión ionosférica se produzca a una distancia elevada de la estación transmisora, aumentando el alcance de las comunicaciones, con el inconveniente de que esa distancia de salto se convierte en una zona de sombra en la que el radioenlace no existe, al menos hasta que la onda de tierra se disipe completamente.
Para las radiocomunicaciones a corta distancia normalmente se utilizan frecuencias de las bandas de VHF y UHF, cuya propagación está sujeta principalmente a fenómenos de reflexión, propagación multitrayecto, refracción y difracción, cuyo alcance puede ser desde unos 10 km hasta unos 60 km dependiendo de la orografía, las antenas utilizadas y la potencia de transmisión. Para ampliar el alcance, se utilizan estaciones repetidoras.
Nos encontramos, por tanto, con una zona de sombra que no pueden cubrir los equipos de VHF y UHF por su alcance reducido y que normalmente tampoco pueden cubrir los equipos de HF por las características de sus sistemas radiantes, pensados para el DX. También puede darse el caso del fallo de un repetidor de VHF/UHF que reduzca la cobertura sustancialmente.
Esta zona de sombra puede ser de vital importancia en el caso de las comunicaciones de emergencia, por lo que resulta del máximo interés disponer de sistemas que nos permitan cubrirla. Para ello, podemos emplear un modo de propagación de la banda de HF denominado NVIS (Near Vertical Incidence Skywave, u onda aérea de incidencia casi vertical), profusamente utilizado en entornos militares desde la Segunda Guerra Mundial y generalmente desconocido por gran parte de los usuarios de las bandas de HF.
Para trabajar en NVIS podemos utilizar nuestros equipos de HF estándar. Como veremos, únicamente deberemos tener en cuenta dos cosas:
La selección de una frecuencia de trabajo adecuada.
La utilización de una antena con características NVIS.
Fundamentos de propagación de la propagación NVIS
El fundamento de la propagación NVIS se basa en la utilización de antenas que tengan un ángulo de despegue muy elevado, del orden de 70º a 90º, es decir, perpendicular o casi perpendicular al plano de tierra. Al transmitir en HF con una antena de estas características y siempre que la frecuencia seleccionada sea la adecuada, la onda radioeléctrica incidirá en la ionosfera casi verticalmente y se reflejará de vuelta hacia la Tierra con un ángulo de reflexión muy pequeño, permitiendo cubrir esa zona de sombra que tienen los sistemas de HF para DX y los de VHF/UHF.
Para verlo gráficamente con un ejemplo, supongamos que utilizamos una antena NVIS cuyo lóbulo principal de radiación está comprendido entre los 70º y los 90º de elevación sobre el plano de tierra. Nos apoyaremos en la figura siguiente.
Esquema de un enlace radio por NVIS
La antena NVIS radia en toda la región comprendida entre 70º y 90º de elevación. Por tanto, con la primera reflexión ionosférica, que se produce en la capa F2 de la ionosfera, se cubrirá toda la zona comprendida entre la estación transmisora y un alcance máximo que podemos determinar mediante un sencillo cálculo trigonométrico.
Conocemos el ángulo de elevación del rayo que proporciona el alcance máximo, que es de 70º. Tenemos como incógnita la distancia "d", que es justo la mitad del alcance máximo. Para hacer el cálculo necesitamos un segundo dato, que es la altitud a la que se produce la reflexión en la capa F2. Esta altitud, denominada hF2, está siendo calculada continuamente por estaciones de sondeo ionosférica (ionosondas) ubicadas por todo el planeta y varía principalmente con la hora del día. En la siguiente se muestran los datos recogidos por el Observatorio del Ebro en Roquetas (Tarragona), durante el día 27 de septiembre de 2008.
Mediciones de la frecuencia crítica y la altura de la capa F2
Para hacernos una idea del alcance, tomaremos los dos valores extremos de hF2 durante esa jornada, a unos 150 km de altitud de noche y 310 km de altitud de día. Durante la noche, las capas F1 y F2 de la ionosfera se fusionan en una única capa F, que también permitirá comunicaciones NVIS.
Llevando estos valores a las fórmulas mostradas en la figura 1, tendríamos alcances máximos comprendidos entre los 110 km y los 225 km. Dependiendo de la época, la hF2 puede llegar a alcanzar hasta los 400 km, lo que nos daría alcances de hasta 300 km con esa elevación del diagrama de radiación de nuestra antena.
Si el diagrama de radiación de nuestra antena NVIS es más ancho y baja, por ejemplo, hasta unos 60º de elevación, el alcance sería aún mayor.
Es decir, nuestro sistema NVIS nos permite establecer comunicaciones en HF en un radio de hasta 300 km alrededor de la estación transmisora, o incluso superior, sin zonas de sombra.
Habitualmente, este tipo de comunicaciones se establecen con un único salto y los niveles de potencia requeridos son mínimos, siendo casi siempre suficiente el empleo de 20W o incluso menos.
Selección de la frecuencia de trabajo
La frecuencia de trabajo es esencial para garantizar una correcta operación en NVIS. Como norma general, deberemos seleccionar una frecuencia un 10% inferior a la frecuencia crítica de la capa F2 de la ionosfera (foF2) en un momento dado.
Es importante no confundir la foF2 con la MUF. La foF2 es la máxima frecuencia que una onda radioeléctrica que incide perpendicularmente en la ionosfera puede tener para que se produzca reflexión. En la MUF se consideran ángulos de incidencia en la ionosfera no perpendiculares, lo que en la práctica significa que existirá una MUF distinta para cada distancia de radioenlace.
Nuestro objetivo será, por tanto, contar con predicciones de la foF2 o, mejor aún, con mediciones en tiempo real de la foF2 realizadas por una ionosonda cercana a la estación transmisora y a una hora también cercana. No olvidemos que la foF2 varía significativamente con la hora del día y que también es distinta dependiendo de la ubicación del transmisor.
Para conseguir este dato, podemos acceder a la página web de Internet del Centro de Investigación Atmosférica de la Universidad de Mass Lowell (Massachusetts, EE.UU.), donde se registran las mediciones de la foF2 (entre otros parámetros) realizadas por ionosondas repartidas por todo el mundo:
http://ulcar.uml.edu/stationmap.html
Para el caso particular de España, disponemos de una ionosonda ubicada en el Observatorio del Ebro (Roquetes, Tarragona) y otra ubicada en el Instituto Nacional de Técnica Aerospacial (El Arenosillo, Huelva).
Las estaciones dotadas con ionosondas ofrecen unas gráficas denominadas ionogramas, como el que se muestra en la figura.
Extracción de la frecuencia crítica foF2 de un ionograma
En la parte superior del ionograma podemos comprobar la hora de la medición, en este caso "2008 Jul31 213 103005", es decir, el 31 de julio de 2008 a las 10:30 UTC.
En la parte superior izquierda observamos el valor de la foF2, que en este caso es de 5,500 MHz. Si queremos realizar una predicción del alcance mediante las fórmulas, vistas anteriormente, también podemos extraer el valor de hF2, que en este caso es de 210 km.
Aplicando la regla del 10%, si la foF2 es de 5,500 MHz nuestra frecuencia de trabajo NVIS óptima sería de 4,950 MHz.
Una vez realizado el cálculo, podemos encontrarnos con el problema de que no tengamos autorización a transmitir en la frecuencia de trabajo NVIS, como puede ser el caso del servicio de radioaficionados, o incluso que esa frecuencia esté ocupada o tenga un nivel alto de ruido o interferencias. En estos casos, seleccionaremos una frecuencia de la primera banda autorizada inmediatamente por debajo de la frecuencia que hemos calculado. En ningún caso deberemos transmitir por encima de la foF2, ya que no se produciría reflexión ionosférica.
antenas NVIS
Además de seleccionar una frecuencia de trabajo adecuada, el otro punto crítico es disponer de una antena con capacidades NVIS, es decir, que radíe principalmente en la región comprendida entre unos 70º y los 90º de elevación sobre el plano de tierra.
Una opción es adquirir una antena desarrollada expresamente para NVIS, pero hay que tener en cuenta que la mayoría de los fabricantes de este tipo de antenas destinan sus productos a usos militares.
Otra opción es aprovechar algunas de las antenas que utilizamos normalmente en las comunicaciones de HF para DX.
Antenas para estaciones base
Existen multitud de diseños de antenas para trabajar en NVIS. Nos centraremos en la antena NVIS para estación base o para operaciones de campo más simple: el dipolo de hilo horizontal (figura 4). El mismo que se utiliza para DX. Como veremos, la clave estará en la distancia a la que debemos instalar el dipolo respecto al plano de tierra.
Dipolo de hilo horizontal
El diagrama de radiación de un dipolo de hilo horizontal es completamente distinto en función de la distancia a la que se instale del plano de tierra, lo que puede comprobarse fácilmente mediante programas informáticos de simulación como HFAnt.
En el caso hipotético y teórico de que lo instalásemos a una distancia de una longitud de onda del suelo (nada más y nada menos que a 43 metros si el dipolo es para 7 MHz), el diagrama de radiación en elevación sería como el de la figura siguiente, presentando dos lóbulos de radiación principales con ángulos de despegue bajos.
Dipolo ubicado a una longitud de onda del suelo
Si bajamos el dipolo a una distancia del suelo más asequible para su instalación, por ejemplo a un cuarto de la longitud de onda de trabajo (10 metros si el dipolo es para 7 MHz), el diagrama de radiación en elevación presenta un lóbulo único con un máximo ubicado a 49º, como se muestra en la figura 6. La radiación perpendicular al plano de tierra también es buena, por lo que esta instalación ya podría usarse para NVIS.
Dipolo ubicado a un cuarto de longitud de onda del suelo
Si seguimos haciendo pruebas colocando el dipolo cada vez más bajo, comprobaremos que el diagrama de radiación cada vez se va elevando más, alcanzando un punto, a una distancia exacta de un décimo de la longitud de onda de trabajo (4 metros si el dipolo es para 7 MHz), en el que el máximo de radiación se produce a 90º, de forma completamente perpendicular al suelo, como se muestra en la figura 7.
Dipolo ubicado a un décimo de longitud de onda del suelo
Si consideramos el ancho de banda a 3 dB, nuestro dipolo estará radiando principalmente entre 30º y 90º de elevación, lo que lo hace óptimo para comunicaciones NVIS.
Si seguimos bajando el dipolo, el efecto es que el diagrama de radiación se haría cada vez más alto y más estrecho, perdiendo efectividad en la dirección perpendicular al plano de tierra. También se producirían pérdidas adicionales como consecuencia de la proximidad a dicho plano. Una posible solución es instalar un segundo hilo conductor cercano al plano de tierra, a modo de reflector.
Evidentemente, la conductividad del terreno también afectará a nuestra antena. Algunos autores citan que la mejor distancia a la que colocar el dipolo oscila entre 0,15 y 0,25 veces la longitud de onda de trabajo.
En el diseño de cualquier antena NVIS deberemos tener en cuenta que, además de radiar lo más verticalmente posible, tenemos que evitar lóbulos de radiación secundarios de escasa elevación, ya que si existieran se generaría una onda de tierra de suficiente intensidad como para interferir a la onda NVIS reflejada en distancias cercanas al transmisor.
Antenas para comunicaciones móviles
Para el caso de comunicaciones móviles, es decir, con los equipos de HF instalados en vehículos, tenemos dos opciones.
La opción más rápida es utilizar una antena vertical estándar y abatirla de forma que quede paralela al plano de tierra. Será dificil conseguir la distancia adecuada a dicho plano, pero una aproximación puede proporcionarnos diagramas de radiación suficientes para el trabajo en NVIS.
La otra opción es disponer de una antena NVIS de propósito específico. Una de las antenas más utilizadas para tales efectos es la antena de medio bucle (half-loop), que puede instalarse en el techo de un vehículo. En la figura 8 se muestra un esquema de este tipo de antenas, elaborado con el programa MMANA-GAL.
Antena NVIS de medio bucle
Estas antenas se alimentan desde el transceptor por un extremo y tienen la peculiaridad de que el extremo opuesto ha de estar conectado a tierra. De esta forma, virtualmente se crea un aro de comportamiento principalmente magnético. El arco del bucle suele ser de unos 1,5 metros de radio.
La gran ventaja respecto a otros tipos de antenas NVIS es que la de medio bucle presenta un diagrama de radiación omnidireccional, como se muestra en la figura, lo que la convierte en óptima para comunicaciones en movimiento.
Diagrama de radiación de una antena NVIS de medio bucle
Otra de sus grandes ventajas es su comportamiento magnético, similar al de las antenas de aro completo, proporcionado un factor Q elevado que minimiza el ruido y las interferencias.
No obstante, este tipo de antenas presentan dos problemas principales: por un lado, el diagrama de radiación deja de ser como el mostrado en la figura cuando instalamos la antena en el techo de un vehículo, distorsionándose principalmente hacia la espalda, y por otro lado comienza a presentar una impedancia capacitiva muy alta que puede llegar a ser dificil de acoplar en algunas frecuencias. Además, la eficiencia de radiación es baja y la antena suele presentar pérdidas.
| Propagación transecuatorial (TEP) |
La propagación transecuatorial (TEP o Transequatorial Propagation) no es un fenómeno propio de las bandas de HF, aunque se debe a fenómenos ionosféricos.
En las regiones polares y ecuatoriales, el modelo ionosférico basado en capas sufre variaciones como consecuencia de diversas anomalías. Este hecho provoca que la comunicación siguiendo el eje Norte-Sur en frecuencias de la banda de VHF y bajo determinadas circunstancias tenga un alcance muy superior al habitual en esa banda.
A efectos de estudios de la ionosfera sobre la superficie terrestre, podemos distinguir tres zonas diferenciadas:
Ionosfera templada. En latitudes medias, el modelo de capas es el que se ajusta con más exactitud para describir el comportamiento de la ionosfera.
Ionosfera ecuatorial. En latitudes cercanas al Ecuador, la incidencia del Sol en la ionosfera es más directa y por tanto deben esperarse mayores densidades de ionización y frecuencias críticas más altas. Asimismo, las variaciones estacionales son menores, al no estar tan definidos el invierno y el verano como sucede en latitudes templadas. Las líneas del campo magnético terrestre son aproximadamente paralelas a la superficie de la Tierra.
Ionosfera polar. En las zonas polares, la ionosfera es menos densa. Las líneas del campo magnético terrestre son prácticamente perpendiculares a la Tierra.
La propagación transecuatorial se explica por el efecto combinado de dos fenómenos distintos: la anomalía ecuatorial y las irregularidades alineadas con el campo geomagnético.
En la ionosfera ecuatorial se produce un fenómeno peculiar conocido como anomalía ecuatorial: al contrario de lo que cabría esperar, las zonas de densidad de ionización más alta no se localizan sobre el propio Ecuador sino en latitudes comprendidas entre los 10º y los 20º.
La anomalía ecuatorial se produce por el efecto combinado del campo eléctrico y el campo magnético terrestre: la elevada intensidad de ionización en la zona provoca que exista una alta densidad de ionización. Las cargas eléctricas de la región se mueven y el campo magnético (que solamente tiene efecto sobre las cargas en movimiento), hace que se desvíen en sentido ascendente, hasta llegar a la capa F normal. Este proceso, que comienza al amanecer y persiste hasta el atardecer, provoca que estas zonas las frecuencias críticas sean superiores a lo esperado, llegando al rango de la VHF o incluso de la UHF.
Por otro lado, en la zona también se producen irregularidades alineadas con el campo geomagnético (FAI o Field Aligned Irregularities): debido a los procesos dinámicos resultantes del inicio de la recombinación al atardecer, se forman nubes de ionización irregular que van creciendo y propagándose en sentido ascendente, hasta desaparecer en torno a las 03:00 AM. Estas nubes se alinean con el campo magnético terrestre y de este hecho reciben su nombre. Las discontinuidades entre las zonas con nubes de este tipo y zonas menos ionizadas provocan la refracción de las ondas de radio, aumentando de esta forma su alcance.
Propagación transecuatorial (TEP)
Dado que las irregularidades presentan simetría respecto al Ecuador, en ocasiones es posible que la onda transmitida se refracte en primer lugar en la FAI de un hemisferio, para a continuación refractarse en la FAI del otro y llegar finalmente al receptor, tal y como se muestra en la figura.
| Factores que afectan a la propagación |
Una vez analizadas las distintas posibilidades de explotar la banda de HF, en este apartado se describen distintos factores que pueden afectar a la propagación: desvanecimientos, hora del día, estación del año, ubicación geográfica, ciclo solar y la línea gris.
| Desvanecimientos (Fading) |
El desvanecimiento o fading consiste en una pérdida repentina en la intensidad de la señal recibida, que puede estar originada por varios motivos:
Variación de la MUF: Si se trabaja cerca de la máxima frecuencia utilizable (MUF), ésta puede variar, dado que las condiciones ionosféricas son muy variables.
Absorción: Se produce un pico rápido de absorción en el medio por el que viajan las ondas. Muy común en la capa D, donde las ondas de radio provocan el movimiento de los electrones libres, que se recombinan con moléculas de carga neutra provocando la atenuación de la onda. El efecto se acentúa cuanto menor sea la frecuencia de trabajo. En los casos de erupciones solares, cuando el plasma liberado por el Sol impacta en la ionosfera se producen fenómenos acentuados de absorción.
Desacoplo de polarización: Como ya vimos, tras reflejarse y/o refractarse, la onda puede sufrir un cambio de polarización que hace que se tengan pérdidas por desacoplo de polarización en el receptor.
Propagación multicamino: Como consecuencia de las reflexiones en la ionosfera y en los obstáculos terrestres, al receptor terminan llegando con diversos retardos ondas que siguen trayectos similares pero no iguales, con una diferencia de fase que puede oscilar entre 0º y 180º. Si la diferencia se aproxima a 180º, la onda resultante a la entrada del receptor tendrá una intensidad mucho menor.
| La hora del día |
Durante la noche, los rayos solares no inciden directamente en la atmósfera. Esto implica que el proceso de fotoionización descrito anteriormente se detiene. Sólo en las regiones más altas de la atmósfera existe algo de actividad remanente. La capa D de la ionosfera desaparece completamente por efecto de las elevadas tasas de recombinación multietapa
Durante el día, la densidad de ionización de las capas E y F es del orden de 100 veces mayor que durante la noche.
Este hecho provoca que las frecuencias críticas de las distintas capas ionosféricas sean más altas durante el día y más bajas durante la noche. En la figura siguiente se muestran las mediciones realizadas con la ionosonda del Observatorio del Ebro (Tarragona, España), el 21 de septiembre de 2005 a las 16:15 y su comparación con los datos recogidos al inicio del siguiente día, en plena noche. En el primer caso, la frecuencia de corte de la capa F2 se estima en foF2=7,150 MHz, mientras que en el segundo ha bajado a foF2=3,5 MHz. Se puede observar también que durante la noche no existen datos de la capa F1, ya que se ha fusionado con la F2.
| Datos el 21-sep-2005 a las 16:15 | Datos el 22-sep-2005 a las 00:00 |
|---|---|
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| La estación del año |
La densidad de ionización es mucho mayor en el verano que en el invierno, ya que al ser más largos los días, la ionosfera recibe mayor cantidad de radiación solar. En general, este efecto provoca que las frecuencias de corte se mantengan altas durante un mayor número de horas al día.
| La ubicación geográfica |
Como ya vimos en la descripción de la propagación transecuatorial, la densidad de ionización es mucho mayor cerca del Ecuador que cerca de los Polos, ya que en estos últimos se recibe menor cantidad de radiación solar. Esto provoca que las frecuencias de corte sean menores en las zonas polares que en las ecuatoriales.
Así mismo, hay que considerar que los enlaces radio en HF pueden tener trayectos muy largos que atraviesen distintas zonas del día y de la noche, donde a su vez habrá variaciones de MUF y de la altura de las capas ionosféricas.
Por otro lado, como veremos más adelante, la dirección que toman las líneas del campo geomagnético en cada zona tiene implicaciones con el clima espacial.
| El ciclo de las manchas solares |
Se ha comprobado que la radiación UV procedente del Sol con longitudes de onda inferiores a los 2000 Å sigue el ciclo de las manchas solares.
La intensidad de radiación ultravioleta procedente del Sol, que provoca la ionización de la atmósfera, se ve afectada por el grado de actividad solar, que depende en gran medida del número de manchas solares y que puede cuantificarse de la siguiente forma:
R = K (10G – S)
R = actividad solar [Wolfs]
K = constante dependiente del obsevatorio
G = número de grupos de manchas solares
S = número de manchas solares contabilizadas
Las manchas solares son realmente regiones del Sol en las que se radia aproximadamente la mitad de la energía que en el resto de la superficie del Sol, por efecto del campo magnético solar: cuando un campo magnético lo suficientemente fuerte emerge de la superficie solar como consecuencia de los procesos dinámicos que ocurren en su interior, la zona en la que este campo emerge puede enfriarse pasando de unos 6.000ºC a unos 4200ºC. A la vista, esta zona aparecerá algo más oscura que su entorno más caliente, dando la apariencia de una mancha. Las manchas solares pueden formarse y disiparse en periodos comprendidos entre varios días y pocas semanas y rotan con el resto de la superficie solar.
En ocasiones, se producen agrupaciones de manchas solares con campos magnéticos muy complejos que pueden dar lugar a erupciones solares.
Las observaciones astronómicas han permitido deducir que el número de manchas solares visibles sigue un ciclo de aproximadamente 11,1 años, como puede apreciarse en la gráfica de la figura siguiente, elaborada por el Centro de Análisis de Datos de Influencias Solares de Bélgica (SIDC). El cambio de ciclo se produce al invertirse la polaridad magnética del Sol.
Evolución cíclica del número de manchas solares
A mayor número de manchas solares, se produce la ionización de la atmósfera en mayor grado y como consecuencia aumenta la MUF, posibilitando la comunicación por reflexión ionosférica en las bandas más altas de HF.
El record histórico se produjo en el ciclo 19, en el año 1957, registrándose 209 manchas solares visibles. La MUF alcanzó los 70 MHz, las bandas de 14 MHz y 21 MHz estuvieron abiertas las 24 horas del día, la de 28 MHz estuvo abierta desde antes del amanecer hasta bien entrada la noche y en la banda de 50 MHz se consiguieron enlaces radio de hasta 3000 km.
Actualmente, la influencia del ciclo solar y de sus fenómenos asociados puede tener tal impacto en los sistemas de telecomunicaciones de HF y vía satélite, así como en los de generación y transporte de energía, que periódicamente se establecen paneles científicos para elaborar predicciones a largo plazo.
| La línea gris |
La línea gris es la frontera entre las zonas de la Tierra iluminadas por el Sol y las zonas en las que es de noche (ver figura). A lo largo de esta línea, se producen fenómenos electromagnéticos que favorecen la propagación de las ondas de radio de HF.
Línea gris
Como ya se explicó anteriormente, la capa D de la ionosfera, donde se producen fenómenos de absorción que atenúan la intensidad de las ondas de radio, tiende a desaparecer durante la noche. De esta forma, en el lado oscuro de la línea gris la absorción disminuye, mientras que en el lado iluminado la MUF sigue siendo suficientemente alta. Como consecuencia, a lo largo de la línea gris existe un conducto en el que con una MUF todavía alta la atenuación disminuye, posibilitando comunicaciones de muy larga distancia.
| El clima espacial |
En este apartado se describen los conceptos básicos relativos a la magnetosfera terrestre y a su interacción con el viento solar, provocando fenómenos que afectan a las comunicaciones en las bandas de HF.
| Campo geomagnético y magnetosfera |
La Tierra tiene un campo magnético propio, llamado campo geomagnético, con una intensidad media de 40 A/m, que hace que la ionosfera se comporte como un medio anisótropo, es decir, con propiedades distintas en distintas direcciones. El origen de este campo magnético se atribuye al efecto combinado de la rotación de la Tierra y del movimiento del hierro fundido en su núcleo.
El campo geomagnético sigue unas líneas imaginarias que salen del polo Sur magnético, rodean a la Tierra y entran por el polo Norte magnético, como se muestra en la figura 6.1. Este campo es el responsable, por ejemplo, de que una brújula nos dé siempre la dirección del norte magnético.
El comportamiento de la ionosfera depende enormemente de las variaciones que se producen en el campo magnético propio de la Tierra. La región en torno a la Tierra donde se encuentra dicho campo magnético se denomina magnetosfera y funciona como escudo ante el viento y el campo magnético solares.
Representación del campo geomagnético
El campo geomagnético interactúa con el viento solar, un plasma formado por particulas cargadas eléctricamente y con su campo magnético asociado, denominado campo magnético interplanetario (IMF o Interplanetary Magnetic Field. El resultado es que la magnetosfera tiene forma de gota, estrechándose en el sentido opuesto al Sol, como se muestra en la figura.
Magnetosfera terrestre.
El interfaz de separación entre la magnetosfera y el espacio interplanetario se denomina magnetopausa y normalmente se ubica a una distancia de unas 10 veces el radio de la Tierra en dirección al Sol. No obstante, durante episodios de actividad solar elevada esta distancia puede reducirse hasta unas 6,6 veces el radio terrestre.
El campo geomagnético no es homogéneo y puede presentar grietas o discontinuidades a través de las cuales pueden pasar partículas cargadas procedentes del Sol, capaces de inducir cambios en el estado de la ionosfera o incluso de provocar afecciones en los sistemas de telecomunicaciones y generación y transporte de energía eléctrica.
| La actividad solar |
Se estima que los procesos de fusión nuclear del hidrógeno que se producen en el Sol generan unos 3,8x1023 Watios de potencia en promedio.
Los procesos dinámicos que se producen en el Sol pueden generar agujeros coronales, consistentes en células de campos magnéticos unipolares en la superficie solar, cuyas líneas de campo se extienden a lo largo de todo el sistema solar. Los agujeros coronales, que se ven como manchas oscuras en el espectro de los rayos X, generan un campo magnético que arrastra a partículas cargadas eléctricamente, dando lugar al viento solar. El viento solar fluye a velocidades comprendidas entre unos 250 km/s y unos 1000 km/s.
Uno de los efectos visibles del viento solar se aprecia en la cola de los cometas, que siempre están orientadas en sentido opuesto al Sol.
La interacción de los distintos campos magnéticos dinámicos solares, en ocasiones puede dar lugar a la liberación de elevadas cantidades de energía. En este sentido, podemos distinguir tres tipos de fenómenos:
Lazos magnéticos (magnetic loops).
Prominencias solares (solar prominences).
Erupciones o llamaradas solares (flares).
Eyecciones de masa coronal (Coronal Mass Ejections, CME).
Los lazos magnéticos (ver figura) son grandes cantidades de plasma que siguen líneas del campo magnético solar que salen y entran del Sol. No tienen efectos significativos en la Tierra en lo que respecta a las radiocomunicaciones.
Imagen de un lazo magnético solar
Las prominencias solares (ver figura) son similares a los lazos magnéticos pero de dimensiones mucho mayores. En ocasiones, se puede producir un efecto de explosión que expande las partículas del plasma, incorporándolas al viento solar y pudiendo impactar en la magnetosfera terrestre.
Imagen de una prominencia solar.
Las llamaradas o fulguraciones solares (ver figura) son explosiones de gran intensidad que se producen en el Sol y que liberan enormes cantidades de materia y radiación. Pueden tener una duración del orden de pocos minutos a varias horas y provocan un aumento en la intensidad de radiación de Sol en los rangos del UV corto, de los rayos gamma y de los rayos C. Las llamaradas solares pueden observarse con instrumentos ópticos desde la Tierra o desde sondas espaciales y dan lugar a intensos niveles de ruido en las bandas de radio de HF.
Imagen de una llamarada solar.
Las llamaradas solares tienen influencia en las radiocomunicaciones en HF unos 15 minutos después de producirse, afectando sobre todo al segmento comprendido entre 2 MHz y 30 MHz. La duración de estos fenómenos oscila entre varios minutos a alrededor de una hora.
El valor de la frecuencia crítica disminuye (y por tanto también la MUF) y la absorción aumenta, pudiendo alcanzarse valores de hasta 38 dB de atenuación extra sobre las condiciones normales.
Algunas llamaradas solares liberan gran cantidad de protones que pueden alcanzar la Tierra en unos 30 minutos. Al llegar a la Tierra, comienzan a moverse siguiendo una trayectoria espiral a lo largo de las líneas del campo geomagnético, penetrando en las capas altas de la ionosfera, donde aumentan los niveles de ionización.
Finalmente, otro evento solar que afecta a las comunicaciones en HF son las eyecciones de masa coronal (CME o Coronal Mass Ejections). La atmósfera solar interna (cromosfera) puede liberar grandes llamaradas o lenguas de gas caliente y campos magnéticos que pueden observarse en la atmósfera solar exterior o corona en forma de explosiones espectaculares (ver figura). Las eyecciones de masa coronal liberan una gran cantidad de partículas que viajan a altísimas velocidades impactando en los planetas del Sistema Solar.
Eyección de masa coronal dirigida a la Tierra
(Coronógrafo SOHO, 22 de octubre de 2003)
Las eyecciones de masa coronal son los fenómenos solares con mayor impacto en las radiocomunicaciones en HF, pudiendo provocar niveles de absorción muy altos en la ionosfera. Este fenómeno se conoce como "apagón de HF".
| El viento solar |
El Sol está compuesto, básicamente, en un 90% por hidrógeno y en algo menos de un 10% por helio, contribuyendo al porcentaje restante elementos como carbono, oxígeno y hierro. En el centro del Sol, hasta una distancia de 0,3 veces el radio solar, la temperatura es lo suficientemente elevada como para provocar la fusión de protones en los núcleos de helio. La energía liberada en estos procesos se difunde hacia el exterior del Sol en forma de rayos X, radiación que puede cambiar de frecuencia al atravesar los gases que rodean el núcleo.
A una distancia de 0,7 veces el radio solar, la energía deja de propagarse por difusión y comienza a propagarse por convección. Los gases calientes siguen alejándose del núcleo, haciéndose menos densos y radiando la energía que transportan hacia el espacio exterior. La zona en la que se producen estos procesos de radiación se denomina fotosfera y forma la aparente superficie solar visible desde la Tierra.
Sobre la fotosfera existe otra capa formada por gases transparentes, llamada cromosfera, que solamente es visible en casos de eclipses totales o mediante el empleo de instrumentos especiales llamados coronógrafos, que permiten ocultar la fotosfera. Finalmente, sobre la cromosfera existe otra capa denominada corona solar, que es observable en las mismas condiciones que la cromosfera. La temperatura de la corona solar hace que en la práctica esta región sea un plasma muy ionizado, comportándose como un conductor eléctrico excelente.
En la figura siguiente se muestra un gráfico de los diferentes procesos de transporte de energía dentro del Sol, así como de la disposición de las diferentes regiones.
Estructura y procesos de liberación de energía en el Sol.
El campo magnético solar sigue dos tipos de líneas: cerradas, que comienzan y terminan en la propia fotosfera, y abiertas, que comienzan en el Sol y se abren hacia el espacio exterior, dando lugar al campo magnético interplanetario (IMF), ya mencionado en el apartado anterior. Parte del plasma de la corona puede salir al espacio exterior siguiendo al IMF, dando lugar de esta forma a la corriente de partículas cargadas que conocemos como viento solar.
Dado que el Sol rota, siendo su periodo de rotación de unos 27 días, el campo magnético interplanetario tiene forma peculiar denominada espiral de Parker. Cuando este campo llega a la Tierra, incide con un ángulo de inclinación comprendido entre unos 45º y unos 90º respecto al plano de la eclíptica. Como veremos más adelante, el valor exacto de este ángulo influye en la aparición de algunos fenómenos como tormentas geomagnéticas y auroras boreales.
| Las tormentas geomagnéticas |
Entre uno y cuatro días tras una erupción solar o una eyección de masa coronal, una nube de material solar y su campo magnético interplanetario asociado alcanzan la Tierra, saturando la ionosfera y provocando una tormenta geomagnética que induce modificaciones en la magnetosfera. El efecto es más intenso en regiones ecuatoriales y por encima de los 10 MHz, teniendo duraciones de hasta varios días.
Las tormentas geomagnéticas, por tanto, son más frecuentes en periodos de elevada actividad solar y pueden afectar a las radiocomunicaciones en HF. Las ondas de determinadas frecuencias estarán sujetas a mayor absorción, hecho que puede provocar desvanecimientos rápidos y trayectos de propagación poco comunes.
El campo magnético interplanetario (IMF) es un campo vectorial con tres dimensiones denominadas x, y, z, siendo el plano yz perpendicular al plano de la eclíptica. Siguiendo este sistema de coordenadas, si la componente Bz del IMF es negativa, apuntará hacia el sur de la Tierra, cancelando en parte al campo magnético terrestre y favoreciendo la entrada del viento solar. Si es de intensidad suficiente, podrá dar origen a tormentas geomagnéticas.
Estas tormentas también pueden afectar a los sistemas de suministro eléctrico, sobre todo el latitudes elevadas.
El estado del campo geomagnético puede medirse con unos instrumentos denominados magnetómetros.
| Las auroras boreales |
Cuando el viento solar impacta en la magnetosfera, las partículas que lo componen (normalmente electrones libres) adquieren una trayectoria espiral siguiendo las líneas del campo geomagnético, es decir, hacia uno de los polos terrestres, hecho que se ve favorecido si la componente Bz del campo magnético interplanetario apunta hacia el sur. Estas partículas cargadas eléctricamente impactan con los átomos y moléculas neutros de la ionosfera superior, excitando a sus electrones. Cuando estos electrones vuelven a su condición inicial, liberan energía en el espectro visible y en forma de diferentes colores. Las partículas de oxígeno suelen dar lugar a colores verdes (557 nm) y rojos (630 nm). Este fenómeno es visible en las zonas comprendidas entre los 60º y los 90º de latitud y se conoce con el nombre de aurora boreal, si se produce en el hemisferio norte, o aurora austral si se produce en el hemisferio sur.
La zona en la que se producen las auroras es aproximadamente anular y se denomina aurora oval, estando centrada en el polo magnético terrestre y abarcando unos 3000 km de radio en condiciones normales. En condiciones de actividad geomagnética elevada o cuando se produce una eyección de masa coronal, la aurora oval se extiende a latitudes inferiores.
En la figura siguiente se muestra una de las predicciones de aurora oval elaborada por el Instituto Geofísico de la Universidad de Alaska.
Aurora oval.
La actividad de las auroras boreales provoca un aumento de las corrientes eléctricas en la ionosfera, aumentando la probabilidad de degradación de la propagación en los trayectos que atraviesan la aurora por un incremento en el nivel de absorción de las ondas de radio, especialmente en la banda de 160m.
Actualmente, existe una segunda teoría sobre la formación de las auroras boreales. Cuando el viento solar es intenso, al incidir sobre la magnetosfera terrestre la comprime. La parte de la magnetosfera opuesta al Sol contiene gran cantidad de partículas ionizadas. El efecto de la compresión de la magnetosfera en esta región provoca que dichas partículas fluyan hacia los polos terrestres, dando lugar a un fenómeno conocido como subtormenta, que puede inducir la aparición de auroras.
| Caracterización del clima espacial |
Una vez descritos los conceptos básicos sobre el clima espacial, en este apartado se describen los sistemas de medición existentes para los distintos parámetros que permiten caracterizar al clima espacial, así como su aplicación para la generación de alertas que afectan a las radiocomunicaciones en HF.
| Contenido total de electrones |
El contenido total de electrones (TEC) de la ionosfera se mide mediante estaciones terrenas y se representa en mapas regionales o mundiales como el de la figura siguiente
Mapa mundial de TEC elaborado por el IPS (Australia)
Las zonas con colores más cálidos representan niveles más altos de TEC, causados por fenómenos de ionización de distinto origen, por ejemplo, en las zonas de incidencia directa del Sol (fotoionización). La representación en tiempo real de estos datos permite identificar las zonas más afectadas por perturbaciones de distinto tipo.
| Velocidad del viento solar |
Como ya se indicó, cuando el viento solar llega a la Tierra fluye a velocidades comprendidas entre unos 250 km/s y unos 1000 km/s. En situaciones de tranquilidad, la velocidad media suele estar comprendida entre los 250 km/s y los 400 km/s. En casos de actividad solar moderada, se genera mayor cantidad de plasma solar y a mayores velocidades, de hasta 700 km/s. Finalmente, las eyecciones de masa coronal (CME) pueden generar un viento solar de velocidad igual o superior a los 1000 km/s.
En la figura siguiente se muestra un medidor de velocidad del viento solar utilizado en la Universidad Rice (EE.UU), a partir de datos obtenidos por la astronave SOHO. El medidor incluye una escala gráfica que permite asociar cada rango de velocidad a un nivel de actividad solar: la zona verde indica tranquilidad, la amarilla actividad moderada y la roja actividad elevada (CME).
Medidor de la velocidad del viento solar (Universidad de Rice)
| Densidad del viento solar |
Conforme el viento solar progresa alejándose del Sol, su densidad disminuye de forma proporcional al cuadrado de la distancia al Sol. Durante eventos importantes de actividad solar, como llamaradas, prominencias solares y eyecciones de masa coronal, la densidad del viento solar aumenta y el grado de afectación a la ionosfera será mayor cuando el mismo alcance la Tierra.
| Flujo de rayos X solares |
Los rayos X son radiaciones ionizantes con longitud de onda comprendida entre 1 y 20 angstroms. El Sol genera rayos X en su actividad normal de fusión de protones en los núcleos de helio.
Se define el flujo de rayos X solares (SFI, Solar Flux Index), como el nivel de flujo de radiación solar registrado en 2.800 MHz (banda de 10.7 cm), expresado en unidades de flujo, equivalentes a 10E-22 watios por metro cuadrado y herzio. El SFI tiene gran correlación con el número de manchas solares, relacionándose ambos de la siguiente forma:
SFI = 63.7 + 0.727 SSN + 8.95 x 10-4 SSN2
El SFI puede bajar a valores de 50 en la época baja del ciclo solar y subir hasta 400 en la época alta. Cuanto mayor sea el SFI, más alta será la MUF y por tanto más subbandas de HF presentarán buenas condiciones para el establecimiento de enlaces radio.
| Campo magnético interplanetario (IMF) |
El campo magnético interplanetario (IMF, Interplanetary magnetic Field) es el campo magnético asociado al viento solar, que debido a la rotación del astro (una rotación cada 27 días), sigue una trayectoria helicoidal conocida como espiral de Parker. El IMF puede perturbar al campo magnético terrestre dando lugar a tormentas geomagnéticas que afectan a las comunicaciones en HF. Se representa como Bt y su intensidad se mide en Teslas (T). Se trata de un campo vectorial, denominándose Bz la componente perpendicular a los polos terrestres. Si la componente Bz tiene sentido opuesto al del campo magnético terrestre y es de intensidad suficiente, favorece la llegada del viento solar a la ionosfera y la aparición de auroras boreales.
| Índices de perturbación del campo geomagnético (Kp, Ap) |
Para medir el grado de perturbación del campo geomagnético como consecuencia de su interacción con el campo magnético interplanetario del viento solar, se utilizan unos instrumentos denominados magnetómetros, cuyos datos dan lugar a dos índices de perturbación denominados K y A.
El índice geomagnético A muestra la perturbación del campo geomagnético a nivel local. Puede tener los niveles y significados que se indican en la siguiente tabla:
| Valor de A o Ap | Significado |
|---|---|
0 < Ap < 30 |
Campo geomagnético tranquilo |
50 < Ap < 100 |
Tormenta solar mayor |
30 < Ap < 50 |
Tormenta solar menor |
Ap > 100 |
Tormenta solar severa |
El índice geomagnético planetario Ap se deriva a partir de las mediciones del índice geomagnético A realizadas por diversas estaciones repartidas por toda la Tierra. Puede tener los mismos valores y significados que el índice A.
El índice geomagnético K, de tipo cuasi-logarítmico, muestra la perturbación del campo geomagnético a nivel local, tomando como referencia la curva de un día tranquilo en la estación de medición. Puede tener los siguientes niveles y significados:
| Valor de K o Kp | Significado |
|---|---|
0 |
Campo geomagnético inactivo |
1 |
Campo geomagnético muy tranquilo |
2 |
Campo geomagnético tranquilo |
3 |
Campo geomagnético intranquilo |
4 |
Campo geomagnético activo |
5 |
Tormenta solar menor |
6 |
Tormenta solar mayor |
7 |
Tormenta solar severa |
8 |
Tormenta solar muy severa |
9 |
Tormenta solar extremadamente severa |
El índice geomagnético planetario Kp se deriva a partir de las mediciones del índice geomagnético K realizadas por diversas estaciones repartidas por toda la Tierra. Puede tener los mismos valores y significados que el índice K.
| Alertas de propagación |
Existen diversos organismos que emiten alertas sobre la variación de las condiciones de propagación en la ionosfera ante eventos de erupciones solares, tormentas geomagnéticas, auroras boreales, etc, a partir de los análisis de los parámetros descritos anteriormente, entre otros. Algunos de estos organismos ofrecen su información al público, siendo los más destacados:
NOAA (National Oceanic and Atmospheric Administration, Administración Nacional de Océanos y Atmósfera de los Estados Unidos). A través de su Centro de Predicción del Clima Espacial (SWPC, Space Weather Prediction Center), ofrece alertas y avisos globales sobre tormentas geomagnéticas, tormentas de radiación solar y apagones de radio.
ESA (European Space Agency, Agencia Espacial Europea). A través de su sitio web sobre Clima Espacial, se ofrecen datos sobre el estado del Sol, el campo geomagnético y el estado de la ionosfera.
IPS (Ionospheric Prediction Service, Servicio de Predicción Ionosférica del Gobierno de Australia). Ofrece información sobre las condiciones solares y geofísicas, condiciones de propagación en HF, estado de la ionosfera y contenido total de electrones.
La NOAA ha elaborado un sistema de escalas para cada una de las alertas que emite, denominada escala de clima espacial NOAA. En las tablas 7.3, 7.4 y 7.5 se muestran las escalas para tormentas geomagnéticas, tormentas de radiación solar y apagones de radio, respectivamente.
| Escala NOAA de Tormentas Geomagnéticas | ||||
|---|---|---|---|---|
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CATEGORÍA |
EFECTOS |
PARÁMETRO FÍSICO |
FRECUENCIA PROMEDIO |
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Escala |
Descriptor |
La duración del evento influye en la severidad de los efectos |
Kp cada 3 horas |
Nº de tormentas para Kp señalado |
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G5 |
Extrema |
- Transporte y distribución de electricidad: Problemas con el control del voltaje y los sistemas de protección. Algunas redes de transmisión pueden colapsar (apagones) y los transformadores pueden llegar a sufrir daños. - Operaciones espaciales: Inducción de carga eléctrica superficial extensiva, Dificultades con la orientación, problemas con los enlaces ascendente/descendente y el seguimiento de satélites. - Transporte y distribución de combustibles: La corriente inducida en las redes de combustibles es de cientos de Amperios. - Radiocomunicaciones: En áreas extensas se bloquean las ondas de radio de alta frecuencia (HF) durante varios días. - Radionavegación: La navegación por satélite se ve afectada durante un intervalo similar. La navegación mediante señales de baja frecuencia se bloquea durante horas. - Auroras: Observaciones hasta 40º de latitud geomagnética. |
Kp = 9 |
4 por ciclo (4 días por ciclo) |
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G4 |
Severa |
- Transporte y distribución de electricidad: Posibilidad de problemas de control del voltaje y de los sistemas de protección. Funcionamiento irregular de las redes de transmisión. - Operaciones de sistemas espaciales: Posibilidad de inducción de carga eléctrica superficial. Dificultades con el seguimiento. Problemas de orientación que podrían requerir correcciones. - Transporte y distribución de combustibles: Afección a las medidas preventivas sobre inducción eléctrica en las redes de distribución. - Radiocomunicaciones: La propagación de las señales de radio de HF se abre sólo esporádicamente. - Radionavegación: Navegación por satélite afectada durante varias horas. Afección a la navegación por señales de baja frecuencia.- Auroras: Observaciones hasta 45º de latitud geomagnética. |
Kp = 8-9 |
100 por ciclo (60 días por ciclo) |
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G3 |
Fuerte |
- Transporte y distribución de electricidad: Se podrían requerir acciones de control del voltaje. Falsas alarmas de los sistemas de protección. Funcionamiento irregular de la red de distribución. - Operaciones de sistemas espaciales: Puede darse inducción de carga eléctrica superficial en los componentes de los satélites. Variaciones orbitales en satélites de órbita baja (LEO). Problemas de orientación que pueden requerir correcciones. - Radiocomunicaciones: Banda de HF utilizable sólo intermitentemente, - Radionavegación: Problemas intermitentes en la navegación por satélite y por sistemas de baja frecuencia. - Auroras: Observaciones hasta 50º de latitud geomagnética. |
Kp = 7 |
200 por ciclo (130 días por ciclo) |
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G2 |
Moderada |
- Transporte y distribución de electricidad: Los sistemas ubicados en latitudes altas pueden experimentar alarmas de voltaje. Las tormentas de larga duración pueden causar daños en los transformadores. - Operaciones de sistemas espaciales: Pueden requerirse acciones correctoras de la orientación de los satélites por parte de los controles terrestres. Posibles afecciones a las predicciones orbitales. - Radiocomunicaciones: En latitudes altas, desvanecimientos de la propagación en las bandas de HF - Auroras: Observaciones hasta 55º de latitud geomagnética. |
Kp = 6 |
600 por ciclo (360 días por ciclo) |
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G1 |
Menor |
- Transporte y distribución de electricidad: Pequeñas fluctuaciones en las redes de distribución eléctrica. - Operaciones de sistemas espaciales: Posibles impactos menores en las operaciones satelitales. - Auroras: Observaciones en latitudes altas. - Otros efectos: Los animales migratorios se ven afectados por tormentas de este nivel y superiores. |
Kp = 5 |
1700 por ciclo (900 días por ciclo) |
| Escala NOAA de Tormentas de Radiación Solar | ||||
|---|---|---|---|---|
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CATEGORÍA |
EFECTOS |
PARÁMETRO FÍSICO |
FRECUENCIA PROMEDIO |
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Escala |
Descriptor |
La duración del evento influye en la severidad de los efectos |
Flujo de iones con más de 10 MeV |
Número de eventos con el nivel de flujo indicado |
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S5 |
Extremo |
- Biológicos: Riesgo inevitable de exposición a la radiación por astronautas en actividades extravehiculares (EVA). Los pasajeros y la tripulación de aviones volando a elevada altitud en latitudes elevadas pueden quedar expuestos a riesgos de radiación. - Operaciones de sistemas espaciales: Los satélites pueden quedar inoperativos. El impacto en las memorias digitales puede causar pérdida de control. Elevados niveles de ruido en la transmisión de imágenes. Imposibilidad de localizar fuentes en los sistemas de seguimiento estelar y posibles daños permanentes en los paneles solares. - Radiocomunicaciones: Posibles apagones totales en las bandas de HF, especialmente a través de las regiones polares. - Radionavegación: Extremadamente difícil por errores de posicionamiento. |
10^5 |
Menos de uno por ciclo |
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S4 |
Severo |
- Biológicos: Riesgo inevitable de exposición a la radiación por astronautas en actividades extravehiculares (EVA). Los pasajeros y la tripulación de aviones volando a elevada altitud en latitudes elevadas pueden quedar expuestos a riesgos de radiación. - Operaciones de sistemas espaciales: Pueden experimentar problemas en las memorias digitales y ruido en la transmisión de imágenes. Posibles problemas de orientación en sistemas de seguimiento estelar. La eficiencia de los paneles solares puede degradarse. - Radiocomunicaciones: Posibles apagones en las bandas de HF, especialmente a través de las regiones polares, durante varios días. - Radionavegación: Aumento de errores en los sistemas de radionavegación, durante varios días. |
10^4 |
3 por ciclo |
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S3 |
Fuerte |
- Biológicos: Se recomienda tomar medidas de protección ante el riesgo de exposición a la radiación por astronautas en actividades extravehiculares (EVA). Los pasajeros y la tripulación de aviones volando a elevada altitud en latitudes elevadas pueden quedar expuestos a riesgos de radiación. - Operaciones de sistemas espaciales: Eventos aislados de degradación. Ruido en la transmisión de imágenes. Posibles degradaciones pequeñas en la eficiencia de los paneles solares. - Radiocomunicaciones: Posible degradación de la propagación en las bandas de HF, especialmente a través de las regiones polares. - Radionavegación: Posible aumento de errores en los sistemas de radionavegación. |
10^3 |
10 por ciclo |
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S2 |
Moderado |
- Biológicos: Los pasajeros y la tripulación de aviones volando a elevada altitud en latitudes elevadas pueden quedar expuestos a riesgos de radiación. - Operaciones de sistemas espaciales: Eventos poco frecuentes de degradación en los sistemas. - Radiocomunicaciones: Pequeños efectos en la propagación en las bandas de HF, especialmente a través de las regiones polares. - Radionavegación: Pequeños aumentos de errores en los sistemas de radionavegación, especialmente en regiones polares. |
10^2 |
25 por ciclo |
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S1 |
Menor |
- Biológicos: Ninguno. - Operaciones de sistemas espaciales: Ninguno. - Radiocomunicaciones: Efectos menores en la propagación en las bandas de HF a través de las regiones polares. |
10 |
50 por ciclo |
| Escala NOAA de Apagones de Radio | ||||
|---|---|---|---|---|
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CATEGORÍA |
EFECTOS |
PARÁMETRO FÍSICO |
FRECUENCIA PROMEDIO |
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Escala |
Descriptor |
La duración del evento influye en la severidad delos efectos |
Pico de Rayos-X registrado por el GOES (clase y flujo) |
Número de eventos con el nivel de flujo indicado |
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R5 |
Extremo |
- Radiocomunicaciones en HF: Apagón completo en la zona del día terrestre, durante varias horas. Imposibilidad en las comunicaciones aeronáuticas y marítimas en estas bandas. - Radionavegación: Los sistemas de radionavegación aeronáuticos y marítimos de baja frecuencia se ven afectados durante varias horas en la zona del dís terrestre, provocando pérdidas de posicionamiento. Aumento de errores en los sistemas de radionavegación satelitales en la zona del día terrestre, que pueden durar hasta entrada la noche. |
X20 (2E-03) |
Menos de uno por ciclo |
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R4 |
Severo |
- Radiocomunicaciones en HF: Apagón en la mayor parte de la zona del día terrestre, durante una o dos horas. Imposibilidad de contactar en estas bandas durante ese tiempo. - Radionavegación: Afecciones a los sistemas de radionavegación de baja frecuencia durante una o dos horas. Pueden producirse afecciones menores en los sistemas de radionavegación satelitales en la zona del día terrestre. |
X10 (1E-03) |
8 por ciclo (8 días por ciclo) |
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R3 |
Fuerte |
- Radiocomunicaciones en HF: Apagón en las comunicaciones de HF en áreas extensas. Pérdida de las comunicaciones radio en esta banda durante una hora, en la zona del día terrestre. - Radionavegación: Los sistemas de radionavegación de baja frecuencia se ven degradados durante una hora. |
X1 (1E-04) |
175 por ciclo (140 días por ciclo) |
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R2 |
Moderado |
- Radiocomunicaciones en HF: Apagones de radio limitados en las comunicaciones de HF en algunas zonas del día terrestre, durante decenas de minutos. - Radionavegación: Los sistemas de radionavegación de baja frecuencia se ven degradados durante decenas de minutos. |
M5 (5E-05) |
350 por ciclo (300 días por ciclo) |
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R1 |
Menor |
- Radiocomunicaciones en HF: Apagones de radio débiles en las comunicaciones de HF en algunas zonas del día terrestre. Pérdidas ocasionales del contacto radio. - Radionavegación: Los sistemas de radionavegación de baja frecuencia se ven degradados durante intervalos de corta duración. |
M1 (1E-05) |
2000 por ciclo (950 días por ciclo) |
| Número de manchas solares (SSN) |
La contabilización del número de manchas solares puede realizarse a través de diversos parámetros:
Número de Wolf.
Número de Manchas Solares Internacional (ISN, International Sunspot Number), compilado por el centro SIDC en Bélgica a partir de los datos de distintos observatorios repartidos por todo el mundo.
Número suavizado de manchas solares (SSN, Smoothed Sunspot Number).
Número americano relativo de manchas solares.
Números de Grupos de manchas solares.
El número de Wolf, también conocido como número de Zurich, se determina a través de la fórmula:
R = k x (10 x g + s)
R = número relativo de manchas solares
k = constante dependiente del observatorio
g = número de grupos de manchas solares
s = número de manchas solares aisladas
Cuanto mayor sea el número de manchas solares, más alta será la MUF y por tanto más subbandas de HF presentarán buenas condiciones para el establecimiento de enlaces radio.
| Selección de frecuencias de trabajo |
Una vez identificados los factores que pueden afectar a las condiciones de propagación en HF, interesa saber cuáles pueden ser las mejores frecuencias para operar en un momento dado. En este apartado se describen los distintos parámetros que describen a las frecuencias de trabajo más adecuadas en función del estado de la ionosfera.
| Máxima Frecuencia Utilizable (MUF) |
La Máxima Frecuencia Utilizable o MUF, es aquella situada justo por debajo de la frecuencia crítica, de forma que las ondas de radio de frecuencia igual o inferior a la MUF estarán sujetas a condiciones de reflexión ionosférica. Cada capa de la ionosfera tendrá su propia MUF.
LA URSI define la MUF como "la máxima frecuencia para transmisión ionosférica usando una trayectoria oblícua, para un sistema determinado".
Hay que tener en cuenta que la frecuencia crítica se mide emitiendo ondas de radio con una trayectoria totalmente perpendicular a la Tierra, mientras que en los sistemas de radiocomunicaciones en HF el ángulo de incidencia en la ionosfera no será perpendicular, sino oblicuo. Por eso se define la MUF (incidencia oblicua) además de la frecuencia crítica (incidencia perpendicular).
Para un enlace radio de HF tendremos por tanto que, en cada capa de la ionosfera:
Frecuencia trabajo ≥ MUF Þ La onda atraviesa la capa
Frecuencia trabajo < MUF Þ La onda se refleja en la capa
En la práctica, existen tres tipos de MUF:
MUF operacional. Es la frecuencia más alta que permite una operación aceptable entre dos puntos determinados en un momento dado, bajo unas condiciones de trabajo específicas.
MUF clásica. Es la frecuencia más alta que se puede propagar en un modo particular entre terminales específicos solamente por reflexión ionosférica. Se puede determinar experimentalmente como la frecuencia para la que los rayos de mayor y de menor ángulo de elevación se unen en un rayo único.
MUF estándar. Se trata de una aproximación a la MUF clásica, que se obtiene aplicando la curva de transmisión convencional a los ionogramas de incidencia vertical, junto al uso de un factor de distancia.
La MUF operacional puede variar con la potencia de transmisión y la sensibilidad del receptor, mientras que la MUF clásica y la MUF estándar quedan completamente determinadas por la geometría del enlace radio y el modo de propagación.
Si la antena transmisora emite con un ángulo de elevación β respecto a la superficie terrestre, la MUF clásica para cada capa puede calcularse con la siguiente fórmula:
MUF = Máxima frecuencia utilizable, clásica (Hz)
Nmax = densidad de ionización máxima de la capa (e-/cm3)
h = altitud a la que se encuentra el punto de máxima ionización de la capa (m)
RT = radio terrestre = 6370 km.
Se puede establecer una relación entre la MUF clásica y la frecuencia crítica de una capa, de la siguiente forma:
MUF = Máxima frecuencia utilizable para esa capa, clásica (Hz)
f0 = frecuencia crítica de esa capa (Hz)
h = altitud a la que se encuentra el punto de máxima ionización de la capa (m)
RT = radio terrestre = 6370 km.
Para obtener la MUF estándar usando un ángulo de elevación oblicuo, a partir de la MUF clásica, se utilizan unos parámetros denominados factores de MUF M(D). La MUF estándar correspondiente a un trayecto de una determinada distancia D, conocida como MUF(D), puede estimarse multiplicando el valor de la frecuencia crítica de la capa que se esté considerando por el factor de MUF.
La MUF(D), para un trayecto de una determinada distancia, no debe considerarse como un valor completamente fiable para el establecimiento de enlaces radio. No obstante, nos puede dar una idea bastante buena de las condiciones de propagación. El valor óptimo para los enlaces radio será siempre el de la MUF operacional.
La MUF(D) suele representarse en mapas mundiales, como el de la figura siguiente.
Mapa mundial de MUF estándar
En la figura, se representan una serie de contornos para calcular la MUF(3000) entre dos puntos separados 3000 km. Para ello, se determina la intersección del punto medio de la trayectoria (a 1500 km de cada extremo) con el contorno más cercano, siendo la MUF el valor superpuesto a dicho contorno. Con técnicas de adaptación, es posible obtener otros valores de MUF(D) para distancias distintas a 3000 km utilizando estos mapas.
Por ejemplo, para trayectos de 4000 km se aplica ese mismo proceso pero multiplicando el valor final por 1,1 para obtener la MUF(4000).
Para el caso de trayectos superiores a 4000 km, éstos se dividen en segmentos iguales de 3000 ó 4000 km. Se toman los dos segmentos resultantes de los extremos y se calcula su MUF correspondiente siguiendo el proceso anterior. El valor de MUF(D) buscado será el menor de los calculados para esos dos segmentos.
La MUF sufre grandes variaciones a lo largo del día y de una época del año a otra, como consecuencia de las variaciones de densidad de ionización.
| Frecuencia Óptima de Trabajo (FOT) |
La Frecuencia Óptima de Trabajo (FOT) es aquella de valor un 15% inferior a la MUF. Al trabajar en la FOT, la intensidad de recepción es ligeramente peor que con la MUF, pero se consigue mayor estabilidad y fiabilidad durante transmisiones prolongadas, debido al carácter cambiante de la MUF.
| Mínima Frecuencia Utilizable (LUF) |
La Mínima Frecuencia Utilizable (LUF, Less Usable Frequency) es mínima frecuencia de una onda de radio de la banda de HF que permite la operación sin dificultades provocadas por el ruido atmosférico y la elevada absorción. Si se trabaja por debajo de la LUF, el ruido atmosférico y la elevada absorción dificultarán la comunicación.
| Ionosondas e ionogramas |
Los valores de la frecuencia crítica, la densidad de ionización y la altura virtual de una capa determinada puede medirse a través de ionosondas, que emiten ondas de radio de distinta frecuencias, habitualmente comprendidas en el rango de 0,5 MHz a 20 MHz, para estudiar cúales se reflejan en la ionosfera y cúales no.
Normalmente, las ionosondas emiten y reciben con un ángulo de elevación de 90º, es decir, perpendicular a la Tierra. Al utilizar este sistema, miden la frecuencia crítica de cada capa.
Otras ionosondas emiten y reciben con un ángulo de elevación inferior a 90º (incidencia oblicua), por lo que son capaces de medir directamente la MUF de cada capa. En este caso, el transmisor y el receptor de la ionosfera han de estar separados por una distancia determinada. Otra opción es mantenerlos en el mismo sitio y medir la onda que se refleja remotamente de vuelta a la ionosfera y a la estación de medida por efecto de la retrodispersión (backscattering).
Las ionosondas también miden el tiempo transcurrido entre la emisión de la onda, su reflexión en la ionosfera y su recepción final nuevamente en la ionosonda. Si suponemos que las ondas de radio viajan a la velocidad dela luz, conocidos ambos datos se puede calcular la altitud exacta donde se ha producido la reflexión. No obstante, por efecto de la ionización, la velocidad de propagación de la onda en la ionosfera es algo menor, por lo que el valor de altitud medido no será exactamente igual al teórico, hecho por el que se conoce como altura virtual de la capa donde se produce la reflexión.
El resultado de las mediciones de las ionosondas se refleja en ionogramas como el del ejemplo de la figura.
En los ionogramas se representa la siguiente información:
Eje de abscisas: conjunto de frecuencias de estudio empleadas por la ionosonda.
Eje de ordenadas: altura virtual, calculada como la conversión de retardo a distancia asumiendo que la velocidad de propagación es igual a la de la luz.
Trazas: si para una frecuencia dada se detecta reflexión ionosférica, se representa un punto o traza en el ionograma en las coordenadas correspondientes a esa frecuencia y a la altura virtual en la que se estima que se ha producido la reflexión. La traza será más grande cuanto mayor sea la amplitud de la onda reflejada que se recibe en la ionosonda.
Código de colores: Se representan datos tanto del rayo ordinario (O) como del extraordinario (X), que aparentemente se reflejan a distinta altura debido a su diferente velocidad de propagación. Dentro de cada categoría hay otro código de colores que registra el desplazamiento Doppler de la onda recibida respecto a la transmitida.
Ionograma obtenido por el Observatorio del Ebro (Tarragona)
La información ofrecida por una ionosonda a través de un ionograma se traduce en una serie de parámetros estandarizados por la URSI (International Union of Radio Science). En la tabla siguiente se ofrece una interpretación de los parámetros medidos en los sondeos.
| Parámetro | Significado |
|---|---|
foF2 |
Frecuencia crítica de la capa F2 para el rayo ordinario (MHz) |
foF1 |
Frecuencia crítica de la capa F1 para el rayo ordinario (MHz) |
foF1p |
Predicción de la frecuencia crítica de la capa F1 para el rayo ordinario (MHz) |
foE |
Frecuencia crítica de la región E para el rayo ordinario (MHz) |
foEp |
Predicción de la frecuencia crítica de la capa E para el rayo ordinario (MHz) |
fxI |
Máxima frecuencia para la que se registra reflexión ionosférica, independientemente de si la trayectoria de retorno es perpendicular u oblícua (MHz) |
foEs |
Frecuencia crítica de la capa esporádica Es para el rayo ordinario (MHz) |
fmin |
Mínima frecuencia para la que se observan trazas en el ionograma (MHz) |
MUF(D) |
MUF estándar para trayectos de 3000 km (MHz) |
M(D) |
Factor de MUF para trayectos de 3000 km y la altura h’F2 calculada |
D |
Distancia de referencia para los parámetros MUF(D) y M(D) (km) |
h’F |
Mínima altura virtual para el rayo ordinario de la región F en su conjunto (km) |
h’F2 |
Mínima altura virtual del estrato estable más alto de la región F, para el rayo ordinario (km) |
h’E |
Mínima altura virtual para el rayo ordinario de la región E en su conjunto (km) |
h’Es |
Mínima altura virtual de la capa esporádica Es (km) |
hmF2 |
Altura a la que se encuentra la máxima densidad de ionización de la capa F2, calculada con el método de Titheridge (km) |
hmF1 |
Altura a la que se encuentra la máxima densidad de ionización de la capa F1, calculada con el método de Titheridge (km) |
hmE |
Altura a la que se encuentra la máxima densidad de ionización de la región E, calculada con el método de Titheridge (km) |
yF2 |
Semiespesor de la capa parabólica F2 (km) |
yF1 |
Semiespesor de la capa parabólica F1 (km) |
yE |
Semiespesor de la capa parabólica E (km) |
B0 |
Parámetro de espesor de la IRI (International Reference Ionosphere) |
B1 |
Parámetro de forma del perfil de la IRI (International Reference Ionosphere) |
D / MUF |
MUF estándar para trayectos con las distancias indicadas |
Station |
Denominación de la estación de medición |
Las ionosondas realizan medidas con una frecuencia típica comprendida entre 15 minutos y 1 hora. La fecha y la hora GMT de cada medida se estampan en el propio ionograma.
Cada capa de la ionosfera tiene su propia frecuencia crítica. Dado que la capa en la que se produce reflexión en mayor medida para HF es la F2, se suele trabajar con su frecuencia crítica para la onda ordinaria, conocida como foF2.
Como guía general, las trazas de la capa F suelen aparecer a altitudes superiores a 200 km o son continuas con trazas a partir de dicha altitud. Las trazas de la capa E suelen aparecer por debajo de los 150 km, concentrándose sobre todo entre los 100-130 km.
La curva de transmisión estándar se define como el conjunto de factores de MUF aplicables para determinar la MUF estándar a una distancia de 3000 km utilizando la capa F2, valor que se conoce con el nombre de MUF(3000). Los factores de MUF correspondientes se denominan M(3000) y su valor depende de la altura virtual de la capa F2. En la tabla siguiente se ofrecen algunos de estos valores. La relación entre los parámetros vendrá dada por:
Altura virtual capa F2 (km) |
200 |
250 |
300 |
350 |
400 |
500 |
600 |
700 |
800 |
M(3000) |
4,55 |
4,05 |
3,65 |
3,33 |
3,08 |
2,69 |
2,40 |
2,20 |
2,04 |
Como hemos visto, una ionosonda es capaz de medir la frecuencia de corte de la capa F2 y su altura virtual. Conocidos estos datos y utilizando el factor de MUF correspondiente, se determina la MUF(3000). Como ya se ha indicado anteriormente, la MUF(3000) no tiene por qué ser igual a la MUF operativa, pero nos puede dar una idea bastante aproximada.
En la parte inferior del ionograma se muestran los valores de MUF(D) para varios valores de distancia de trayecto (D). Los factores de MUF utilizados serán distintos en cada caso.
| Frecuencia limitada de absorción (ALF) |
Es la mínima frecuencia de una onda de radio que sea capaz de propagarse en trayectos de unos 1500 km. Si la frecuencia que se pretende usar es inferior a ese valor, es muy probable que el enlace radio no se pueda establecer. Si es superior, aumentan las probabilidades de establecerlo.
| Monitores de espectro |
Los monitores de espectro son instrumentos de monitorización de los niveles de señal recibidos simultáneamente en todo el espectro radioeléctrico de la banda de HF. Permiten identificar las mejores subbandas de trabajo para cada franja horaria del día.
En la figura siguiente se muestra un ejemplo de monitor de espectro facilitado por el proyecto HAARP. En el eje de abscisas se muestra la hora del día y en el de ordenadas la frecuencia de estudio, comprendida entre 1 MHz y 30 MHz. Para cada hora del día y cada frecuencia, el monitor de espectro representa un punto más o menos brillante en función de la intensidad de las señales de radio recibidas.
Monitor de espectro del proyecto HAARP (High Frequency Auroral Research Program)
| Características de la propagación por banda |
| Banda de 160 metros |
En esta banda se pueden conseguir comunicaciones por rayo directo hasta una distancia de unos 50 km. Si se usa la capa F2 durante el día, se pueden conseguir saltos del orden de 1600 km, aunque es la banda más afectada por la absorción en la capa D en esas condiciones.
Es una banda muy útil por la noche y poco afectada por los ciclos solares, ya que la MUF muy rara vez baja por debajo de los 3 MHz.
| Banda de 80 metros |
Esta banda se ve muy afectada por los fenómenos de absorción en la capa D y por el ruido, lo que hace que sea mucho más útil por la noche (desaparece la capa D) que por el día.
El alcance normal es de unos 800 km y es dificil realizar saltos múltiples, aunque es posible durante las noches de invierno alcanzándose enlaces de varios miles de kilómetros.
| Banda de 40 metros |
Se usa sobre todo de día, ya que la propagación por reflexión en la capa F2 permite enlaces radio de hasta 1500 km. Durante el amanecer y el anochecer en la estación de invierno, tiene un alcance mundial.
Es una banda muy afectada por los ciclos solares y las variaciones ionosféricas. Los saltos pueden ser superiores a los 1000 km.
| Banda de 20 metros |
En esta banda se pueden realizar enlaces radio de alcance mundial mundiales de forma normal. Suele estar abierta las 24 horas del día, salvo en casos de mínimo del ciclo solar, en las que tiene mayor probabilidad de verse afectada por el fading
| Banda de 15 metros |
Se trata de una banda muy variable, dependiendo de los ciclos y la actividad solar. En las épocas valle del ciclo solar prácticamente no se puede utilizar, mientras en en las épocas pico permite enlaces radio de alcance mundial con muy poca potencia.
Suele estar abierta las 24 horas del día en zonas ecuatoriales.
| Banda de 10 metros |
Es una banda cerrada en los mínimos de actividad solar. En los máximos, permite enlaces radio muy largos con baja potencia y reflexión en la capa F2. En esta banda, la aparición de la capa esporádica E puede permitir alcances de hasta 2000 km.
| Glosario |
ALF: Absorption Limited Frequency. Frecuencia limitada de absorción.
CME: Coronal Mass Ejections. Eyecciones de masa coronal en el Sol.
DX: Comunicaciones a larga distancia en la banda de HF.
FAI: Field Aligned Irregularities. Irregularidades alineadas con el campo geomagnético.
foF2: Frecuencia crítica de la capa F2 de la ionosfera.
FOT: Frecuencia Óptima de Trabajo.
HF: High Frequency. Alta frecuencia. Ondas de radio comprendidas entre 3 y 30 MHz.
hF2: Altura virtual de la capa F2 de la ionosfera.
IMF: Interplanetary Magnetic Field. Campo magnético interplanetario.
ITU: International Telecommunications Union. Unión Internacional de Telecomunicaciones.
LUF: Less Usable Frequency. Mínima frecuencia utilizable.
MUF: Maximum Usable Frequency. Máxima frecuencia utilizable.
NVIS: Near Vertical Incident Skywave. Propagación por incidencia casi vertical.
SNR: Signal to Noise Ratio. Relación señal a ruido.
TEC: Total Electron Content. Contenido total de electrones.
TEP: Transequatorial Propagation. Propagación transecuatorial.
UHF: Ultra High Frequency.
URSI:
UV: Ultravioleta.
VHF: Very High Frequency.
| Red Radio de Emergencia - R E M E R - | DGPCE |